吳學兵

黑洞、賽弗特星系和類星體

黑洞是宇宙中最神秘的天體之一。早在1 8 世紀，英國的米切爾和法國的拉普拉斯曾根據(jù)牛頓力學預言，宇宙中也許存在一種質(zhì)量與半徑之比太大，以至于其逃逸速度超過光速而無法被看見的“暗星”。1 915年，在愛因斯坦發(fā)表廣義相對論后不久，德國科學家史瓦西就計算出了愛因斯坦引力場方程的靜態(tài)史瓦西解，按照其理論預言，我們無法從外面得知某一臨界半徑（視界）內(nèi)的任何信息，后來這一視界內(nèi)的特殊時空區(qū)域被稱為“黑洞”。那么現(xiàn)實宇宙中的黑洞，尤其是大質(zhì)量黑洞，存在于哪些天體之中呢？

1943年，美國天文學家賽弗特注意到有些星系的中心區(qū)域特別明亮。他首次拍攝了這些星系核心的光譜，發(fā)現(xiàn)光譜中有很強且寬的發(fā)射線，完全不同于恒星光譜，這類星系后來被稱為“賽弗特星系”。1 959年，美國天文學家沃爾特指出這些賽弗特星系產(chǎn)生寬發(fā)射線的核心區(qū)域一定存在強引力場，此區(qū)域內(nèi)物質(zhì)的質(zhì)量估計在1 億倍太陽質(zhì)量以上。那么，這些產(chǎn)生強引力的物質(zhì)會是什么呢？

20世紀50年代，雷達探測技術(shù)被用于天文學研究。英國劍橋大學的射電天文學家把所發(fā)現(xiàn)的幾百個宇宙射電源匯編成表，其中《劍橋射電源第三星表》（即3C 表）最為完整。這些射電源到底是什么？利用光學望遠鏡尋找這些射電源的光學對應體成為當時非常重要的一項工作。

1960年，美國天文學家桑德奇等在編號為3C 48的射電源位置上找到了一個恒星狀的光學對應體，周圍有很暗的星云狀物質(zhì)，光學光譜中呈現(xiàn)幾條發(fā)射線，但波長無法確認。兩年后，編號為3C 273的射電源的光學對應體也被發(fā)現(xiàn)，同樣呈恒星狀。1963年，美國天文學家施密特拍攝了3C 273的光學光譜，發(fā)現(xiàn)其與3C 48的光譜相似。光譜中這些陌生的寬發(fā)射線最后也終于被施密特認證出來，最亮的發(fā)射線對應的其實是波長整體紅移后的氫元素的發(fā)射線。紅移是由于宇宙膨脹，天體離我們不斷遠去導致的，施密特估算出3C 273的紅移為0.158，說明它距離我們其實非常遙遠。隨后，一些光學性質(zhì)相似的射電源相繼被發(fā)現(xiàn)，科學家把這些“類星射電源”和光學性質(zhì)與其相似但不發(fā)出射電輻射的“藍星體”統(tǒng)稱為“類星體”。這些類星體的光譜其實與賽弗特星系很類似，只是紅移很大，距離更遠，輻射的能量更強。那么，類星體巨大的能量來源是什么呢？

1964年，蘇聯(lián)天體物理學家澤爾多維奇和美國康奈爾大學教授薩爾皮特在類星體發(fā)現(xiàn)不到一年后就各自獨立提出：超大質(zhì)量黑洞可能存在于星系的中心，這些黑洞吸積周圍氣體而釋放出大量能量，形成類星體。這一大膽的解釋建立了類星體物理的基本框架。也正是類星體能源問題的討論，促使英國物理學家羅杰·彭羅斯在1965年重新考慮大質(zhì)量天體引力塌縮形成奇點的問題，他利用廣義相對論證明黑洞奇點的形成是不可避免的，對黑洞形成理論做出了重要貢獻（羅杰·彭羅斯也因此獲得2020年諾貝爾物理學獎）。

1969年，英國科學家林登貝爾提出黏性吸積盤的概念并計算了黑洞吸積的輻射光度和能譜，進一步確認類星體巨大能源的來源是被超大質(zhì)量黑洞所吸積的物質(zhì)釋放出來的引力能。隨著1973年蘇聯(lián)科學家夏庫拉和桑雅耶夫以及1974年美國科學家佩吉和索恩建立了標準吸積盤模型，最終超大質(zhì)量黑洞吸積模型成了類星體和賽弗特星系等活動星系核能源機制的標準模型。1984年，英國天體物理學家瑞斯在《天文學與天體物理年評》上對以上活動星系核的黑洞模型進行了系統(tǒng)總結(jié)。

除了類星體和賽弗特星系等活動星系核中心存在超大質(zhì)量黑洞外，正常星系的中心是否也存在超大質(zhì)量黑洞呢？1969年，林登貝爾指出一旦類星體中心的黑洞周圍沒有物質(zhì)可以吸積時，它們就會變成死亡的類星體，成為不活躍的正常星系。因此，許多正常星系中心也都會存在質(zhì)量高達百萬到幾十億倍太陽質(zhì)量的超大質(zhì)量黑洞。1971年，林登貝爾和瑞斯還論證了銀河系中心應存在一個超大質(zhì)量黑洞，并提出利用甚長基線干涉技術(shù)應能確定銀河系中心黑洞的大小。

正常星系中心的大質(zhì)量黑洞

盡管在20世紀60年代，科學家就提出正常星系中心存在大質(zhì)量黑洞，但從觀測上證實這一點非常困難，因為需要超高空間分辨率的觀測才能給出令人信服的證據(jù)。利用地面大型光學望遠鏡，天文學家在2 0世紀80年代就開始對幾個近鄰的正常星系，如M31和M32的中心區(qū)域開展了光譜觀測，試圖利用吸收線光譜示蹤的氣體運動來得到中心黑洞存在的證據(jù)，但鑒于空間分辨率有限，結(jié)果有很大的不確定性。直到1990年哈勃空間望遠鏡發(fā)射后，這一情況才得以顯著改善。哈勃望遠鏡具有高達0.1角秒的空間分辨率，它在1995年之后不但對近鄰星系中心天體展開觀測，極大地改善了原來地面望遠鏡的觀測結(jié)果，而且還對很多更遙遠星系的中心區(qū)域進行了觀測，精確測量了這些星系中心大質(zhì)量黑洞的質(zhì)量。

如果以黑洞影響半徑和點擴散函數(shù)半徑（空間分辨率）之比代表對星系中心黑洞的觀測分辨能力，在對近鄰星系中心大質(zhì)量黑洞的觀測上，哈勃空間望遠鏡的觀測分辨能力往往比地面望遠鏡高出10倍。如對近鄰星系M32，雖然地面望遠鏡對其中心黑洞質(zhì)量的觀測結(jié)果（2萬～900萬倍太陽質(zhì)量）與哈勃望遠鏡的觀測結(jié)果（2.5萬～400萬倍太陽質(zhì)量）接近，但在觀測分辨能力上，哈勃望遠鏡比地面望遠鏡最初的觀測提高了30倍。對近鄰星系M31，哈勃望遠鏡不僅在觀測分辨能力上比地面望遠鏡提高了11倍，分辨出了地面望遠鏡以前沒有發(fā)現(xiàn)的中心不對稱雙核結(jié)構(gòu)，而且還精確定位其中心黑洞位于雙核之間，黑洞質(zhì)量為1.4億倍太陽質(zhì)量。這一結(jié)果比以前地面望遠鏡的觀測結(jié)果高2～4 倍，顯示了哈勃望遠鏡精確測量星系中心黑洞質(zhì)量的強大能力。

測量近鄰星系中心黑洞質(zhì)量的方法一般有3 種，即利用黑洞周圍恒星、電離氣體以及微波脈沖的動力學方法。前兩種被大量應用于哈勃望遠鏡及地面光學紅外望遠鏡對幾十個近鄰星系中心黑洞的觀測中。近20年來，自適應光學技術(shù)普遍應用于地面大型望遠鏡的紅外觀測中，通過有效消除地球大氣的影響，可獲得高達0.01角秒的空間分辨率。德國天文學家萊因哈德·根澤爾和美國天文學家安德里亞·蓋茲基于這一技術(shù)，分別利用位于智利的甚大望遠鏡和夏威夷的凱克望遠鏡對銀河系中心黑洞周圍幾十顆恒星的運動進行了長期監(jiān)測，確定銀河系中心黑洞質(zhì)量為400萬倍太陽質(zhì)量。

自1995年以來，科學家利用射電干涉的微波脈澤動力學方法，通過探測圍繞黑洞運動的分子氣體盤的開普勒運動，結(jié)合干涉技術(shù)所具有的精確到毫角秒的超高空間分辨率，可以非常準確地測量出一些近鄰星系中心黑洞的質(zhì)量。最近幾年，這一技術(shù)也擴展到通過利用阿塔爾馬大型毫米波/ 亞毫米波陣列（ALMA）探測CO分子氣體的運動來測量一些近鄰星系中心黑洞的質(zhì)量。如2021年波伊則勒等美國科學家通過對NGC 135和NGC 4261進行的ALMA 觀測， 得到它們中心黑洞的質(zhì)量分別為20.8億和16.7億倍太陽質(zhì)量。

賽弗特星系和類星體中心的大質(zhì)量黑洞

雖然以上提及的測量近鄰星系中心黑洞質(zhì)量的動力學方法也已用于幾個近鄰的活動星系，如射電星系M87和賽弗特星系NGC 1068、NGC 4258等，但由于絕大部分活動星系的中心太亮，無法運用氣體動力學方法進行測量，而且活動星系中發(fā)光最強的類星體更為遙遠，必須使用其他方法得到其中心黑洞的質(zhì)量。

在很多賽弗特星系和類星體的光譜中存在強而寬的發(fā)射線，發(fā)射線的寬度可反映寬發(fā)射線區(qū)氣體的運動速度。通過一種名為“反響映射”的技術(shù)，科學家可以從長期光譜監(jiān)測得到的寬發(fā)射線和連續(xù)譜強度的光變曲線中得到兩者的時間延遲，由此可以得到寬發(fā)射線區(qū)離中心黑洞的距離。在此基礎(chǔ)上，就可以仿照測量近鄰星系中心黑洞質(zhì)量的動力學辦法，通過寬發(fā)射線區(qū)的半徑和速度得到賽弗特星系和類星體這些活動星系核中心黑洞的質(zhì)量。在過去30多年里，科學家中心已通過光譜反響映射觀測得到了100多個賽弗特星系和類星體中心黑洞的質(zhì)量。結(jié)果顯示，賽弗特星系中心黑洞質(zhì)量一般為百萬到上億倍太陽質(zhì)量，而類星體中心黑洞的質(zhì)量一般為千萬到幾十億倍太陽質(zhì)量。

光譜反響映射因為需要占用較多的望遠鏡觀測時間才能獲得較長時間的光變數(shù)據(jù)，所以應用范圍還很有限。不過，通過對100多個賽弗特星系和類星體的光譜反響映射得到的結(jié)果，天文學家總結(jié)出了發(fā)射線區(qū)半徑和連續(xù)譜光度之間的經(jīng)驗關(guān)系（即R-L 關(guān)系）。這樣，利用對活動星系核的單次光譜觀測獲得連續(xù)譜光度和寬發(fā)射線寬度，再應用這一經(jīng)驗關(guān)系獲得發(fā)射線區(qū)半徑，就可以估算出活動星系核中心黑洞的質(zhì)量。這一方法已被廣泛應用于如美國斯隆數(shù)字巡天和我國郭守敬望遠鏡光譜巡天中的類星體巡天項目，利用對Hβ、MgII 和CIV寬發(fā)射線的測量獲得了幾十萬個類星體中心黑洞的質(zhì)量。對其他類型的活動星系核，如射電星系和耀變體等，也可利用一些經(jīng)驗關(guān)系或光變性質(zhì)得到它們中心黑洞的質(zhì)量，其質(zhì)量范圍與類星體相似。

目前，天文學家已發(fā)現(xiàn)300多個紅移為6以上的宇宙早期高紅移類星體，上述R-L經(jīng)驗關(guān)系也用于通過光譜觀測估計這些最遙遠類星體中心黑洞的質(zhì)量。2015年，北京大學領(lǐng)導的團隊發(fā)現(xiàn)了紅移為6.32的宇宙早期發(fā)光最亮的類星體J0100+2802，其中心黑洞質(zhì)量高達120億倍太陽質(zhì)量，是宇宙早期質(zhì)量最大的黑洞。2021年，美國亞利桑那大學領(lǐng)導的團隊發(fā)現(xiàn)了紅移為7.64的類星體J0313-1806，其中心黑洞質(zhì)量為16億倍太陽質(zhì)量，是目前已知最古老的黑洞。這些發(fā)現(xiàn)對現(xiàn)有星系和黑洞的形成理論提出了挑戰(zhàn)，如何在宇宙早期幾億年的極短時間里就形成質(zhì)量如此之大的黑洞，需要科學家給出新的理論解釋。

此外，科學家發(fā)現(xiàn)在一些大星系周圍存在大量的質(zhì)量小、亮度很低的矮星系，其中一小部分矮星系具有活動星系核的特征，即存在較寬的發(fā)射線。利用上面提及的經(jīng)驗關(guān)系可估算出這些矮星系中心黑洞的質(zhì)量在10萬到百萬倍太陽質(zhì)量的范圍內(nèi)。在一些特殊的矮星系中，如NGC 4395，甚至發(fā)現(xiàn)其中心黑洞的質(zhì)量只有約1萬倍太陽質(zhì)量。這些發(fā)現(xiàn)將星系中心黑洞的質(zhì)量范圍進一步擴大，從最小的1萬倍太陽質(zhì)量到最大的上百億倍太陽質(zhì)量，這一橫跨6個量級的黑洞質(zhì)量范圍對黑洞在不同星系中的形成理論也提出了很大挑戰(zhàn)。

大質(zhì)量黑洞與其寄主星系的共同演化

過去幾十年的觀測研究表明，不管是活動星系還是正常星系，其中心很可能都存在大質(zhì)量黑洞。天文學家通過統(tǒng)計分析觀測結(jié)果發(fā)現(xiàn)，星系中心黑洞的質(zhì)量與寄主星系的性質(zhì)緊密相關(guān)，二者存在共同演化。

具體來說，黑洞質(zhì)量與寄主星系核球的質(zhì)量和核球恒星速度彌散存在強烈的相關(guān)關(guān)系。這兩個相關(guān)關(guān)系總體而言具有較小的彌散，但在寄主星系為橢圓星系和含有“經(jīng)典”核球的旋渦星系中比寄主星系為含有“偽”核球（通過星系的長期演化形成）的旋渦星系具有更緊密的相關(guān)關(guān)系。而且，一些可以估計出中心黑洞質(zhì)量大小但沒有核球的矮星系似乎也滿足這種關(guān)聯(lián)（如用矮星系質(zhì)量代替核球質(zhì)量），使得這種關(guān)聯(lián)跨越了黑洞質(zhì)量的6個數(shù)量級范圍。這些密切關(guān)聯(lián)也提供給天文學家另一種通過測量寄主星系性質(zhì)估算星系中心黑洞質(zhì)量的獨立方法，并已得到廣泛的應用。

究竟是什么物理原因?qū)е滦窍抵行某叨群苄〉拇筚|(zhì)量黑洞與其尺度很大的寄主星系存在如此密切的相關(guān)性呢？目前，科學界一般認為是活動星系核的反饋過程導致了黑洞和星系之間的相關(guān)關(guān)系。星系中心的黑洞在其迅速吸積周圍物質(zhì)的活躍時期表現(xiàn)為活動星系核，其釋放的能量和動量可以將氣體吹離星系，使得黑洞吸積和寄主星系中的恒星形成也基本停止。因此，黑洞吸積和星系演化是一個自我調(diào)節(jié)的過程，這一過程導致了黑洞與其寄主星系存在緊密關(guān)聯(lián)和共同演化。

活動星系核的反饋目前也已成為現(xiàn)代星系形成和演化模型中的一個關(guān)鍵因素，但其具體物理過程以及大質(zhì)量黑洞與寄主星系共同演化的細節(jié)還不清楚。大質(zhì)量黑洞與寄主星系的關(guān)聯(lián)是否還存在宇宙學演化？回答這一問題涉及大質(zhì)量黑洞與星系在宇宙早期中的形成和演化歷史，這些關(guān)鍵問題還有待科學家今后做出更多的細致研究。